Étude de la statistique de la binarité des naines M du voisinage solaire

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En observant un échantillon limité en distance des étoiles naines de type M du voisinage solaire, nous déterminerons la fréquence des systèmes simples ou multiples pour ces étoiles ainsi que la distribution des différents éléments orbitaux des systèmes multiples. Le but est de mieux connaître les différents scénarios de formation des étoiles.

Débuté en 1995, le programme d'observation avec Élodie de 120 étoiles naines de type spectral compris entre M0 et M6,5 s'est poursuivi. Après la découverte d'un nombre important de naines M dans le voisinage solaire, dont la troisième binaire à éclipse connue de ce type, après la découverte de la première (et encore unique) planète orbitant autour d'une naine M, le programme d'observation avec Elodie des naines M situées à moins de 9 pc du Soleil a permis de découvrir une binaire à éclipse de type spectral M, GJ 2069A : c'est la troisième binaire à éclipse de ce type connue. Des masses précises à 0,4% près ont pu être déterminées ; c'est la meilleure précision jamais obtenue pour une naine M. Ce programme a conduit en 1999 à la découverte de trois nouvelles binaires. Mais la plus grande avancée est dans le domaine de la mesure de masses très précises, qui permet de déterminer une relation masse-luminosité pour les étoiles de très faible masse avec une précision jamais atteinte.



On connaît mieux, dans le voisinage immédiat du soleil (moins de 9 pc), la binarité des naines G que celle des naines M : le taux de binarité des étoiles G est d'environ 57 % alors que les premières estimations du taux pour les étoiles M sont inférieures (de 26% à 42%). Il reste donc une incertitude importante sur ces taux, d'autant plus qu'ils reposent sur un petit nombre de mesures. 

La connaissance de la statistique de binarité d'un type d'étoiles est nécessaire à la confirmation des scénarios de formation de ces étoiles, qui doinvent reproduire les taux de binarité  et la distribution des éléments orbitaux observés. 

D'autre part, la détermination des paramètres orbitaux des étoiles doubles est le moyen privilégié (presque le seul moyen) de déterminer les masses (exprimées en masses solaires) avec une bonne précision, de l'ordre de 1 % ; c'est donc une étape fondamentale pour la construction de la relation masse-luminosité. 



Cette étude en spectrographie à haute résolution est menée en parallèle avec l'observation en haute résolution dans l'infra-rouge, avec une optique adaptative (au CFHT et à l'ESO) avec un fort recouvrement des listes de sources. Les deux approches sont complémentaires : les mesures de vitesse radiale sont surtout sensibles aux binaires serrées (périodes inférieures à 10 ans environ) et l'imagerie à haute résolution aux binaires larges (périodes supérieures à quelques mois). Elles permettent donc conjointement de déterminer la ststistique de binarité pour toutes les séparations, et l'étendue de leur zone de recouvrement garantit un nombre significatif de mesures conjointes, et donc de déterminations de masses.

Voici par exemple les résultats obtenus par les deux méthodes pour la même étoile, LP 476-207 AabB, qui est un système triple
 
Observation en imagerie infra-rouge avec optique adaptative (PUE'O sur le télescope CFHT) Observation en spectrographie à haute résolution avec Élodie
Les deux composantes sont séparées de 0,97" et la période est très grande (la séparation des composantes est passée de 0,68" à 0,97" en 5 ans). L'étoile la plus brillante de ce couple visuel est une binaire spectroscopique M4. Voici la variation de la vitesse radiale des composantes de la binaire spectroscopique. La courbe la plus basse est celle de l'étoile principale, l'autre est celle de son compagnon. La période de révolution est d'environ 12 jours.
(Delfosse et al., 1999, A&A344, 897)

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Mission du 16 au 21 Février 2001
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Astronome : Xavier Delfosse du laboratoire d'astrophysique de l'observatoire de Grenoble
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Instrument :  spectrographe Élodie sur le télescope de 193 cm

Raisons du choix de cet instrument :

La mission actuelle fait partie d'un programme à long terme, commencé avec Élodie il y a déja cinq ans. Bien sûr, la majorité des étoiles binaires à courte période de révolution a été découverte. La poursuite des observations nous permettra de mesurer la masse de binaires de périodes inférieures à 2 à 3 ans avec une précision de 1% à 5% (l'unité de masse en astronomie est la masse du soleil). Nous devrions aussi détecter des compagnons substellaires ( naines brunes ou planètes géantes).

Les spectres obtenus sont traités avec un masque de corrélation spécial pour les étoiles M, ce qui nous permet d'ontenir des précisions sur la mesure de la vitesse radiale variant entre 10 m/s pour les objets les plus brillants et 70 m/s pour les objets les plus faibles (M5-M6 de 15ème magnitude). Ces résultats obtenus avec Élodie et le télescope de 1,93 m d'ouverture sont aussi bons que les meilleurs résultats obtenus avec les télescopes de 10 m d'ouverture.

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Collaborations :
 
Thierry Forveille Laboratoire d'astrophysique de l'observatoire de Grenoble
Christian Perrier Laboratoire d'astrophysique de l'observatoire de Grenoble
Michel Mayor Observatoire de Genève
Jean-Luc Beuzit Télescope Canada-France-Hawaii
Damien Segransan Laboratoire d'astrophysique de l'observatoire de Grenoble
Les observations sont soutenues par le programme national de physique stellaire (PNPS).
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Pour en savoir plus :
La page de ce programme scientifique : Multiplicity of M-dwarfs of the solar vicinity
 
 
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Page préparée par Alain Vin - dernière mise à jour le 1er Mai 2001